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GLI SPETTRI DELLE STELLE


Tipi spettrali:

O - B - A - F - G - K - M


Le stelle di classe spettrale M
Le stelle di tipo M sono le pi¨ fredde della sequenza spettrale, con temperature che variano dai 3900 K delle M0 V fino al limite inferiore delle temperature stellari di circa 2600 K per le M8 V.
Le supergiganti sono considerabilmente pi¨ fredde delle nane. Una supergigante M possiede normalmente una temperatura superficiale di 300 K inferiore rispetto alle nane di pari classe.
Giganti e nane di sequenza principale M sono astri con una storia profondamente diversa.
Mentre le nane sulla sequenza principale possiedono una piccola massa (fino all'8% della massa solare) e bruciano parsimoniosamente il loro idrogeno per miliardi di anni (con luminositÓ tipicamente pari a 1/10ĺ000 di quella solare), le supergiganti sono stelle un tempo appartenenti alle classi B-A-F-G-K che si avviano alla fine espandendosi a dimensioni enormi (con un diametro di 11 UA per m Cephei, ad esempio) ed emettendo enormi quantitÓ di energia (600'000 volte pi¨ del sole, sempre nel caso di m Cephei).
Anche se le stelle M di sequenza principale sono le pi¨ numerose, alcuna fra di esse Ŕ visibile ad occhio nudo a causa della bassissima luminositÓ assoluta (MV>8).

Tra le nane piuĺ rappresentative troviamo: La stella di Barnard (in Ofiuco M5 V), Kruger 60 A e B (in Cefeo M3 V e M4 V), 40 Eri C, Proxima Cen (dM5e, stella a flare).

Tra le giganti troviamo: b And (M0 III), b Peg (M2 II-III), h Gem (M3 III), r Per (M4 II), W Cyg (M5 III), Mira Ceti (M7 IIIe).

Tra le supergiganti: Antares (M1 Ib), m Cephei (M2 Ia), Betelgeuse (M2 Iab), SU Persei (M4 Iab)


Figura 1: Spettro di Betelgeuse ( a Ori - M2 Iab) tra 3800 e 6000 ┼ registrato con risoluzione di 1 ┼.
Sono messe in evidenza le bande molecolari dell'ossido di titanio. Il confronto di questo spettro con quello di Mira Ceti in figura 3 mostra come si rafforzino le bande del TiO scendendo verso i tipi spettrali piu' freddi.


Dal punto di vista spettroscopico, le stelle di classe spettrale M presentano uno spettro interrotto dalle bande di assorbimento molecolari, principalmente TiO (vedi spettri di Betelgeuse e Mira) e il piu' fragile VO. Con il diminuire della temperatura appaiono anche MgH2 e H2.
Numerosissime sono anche le righe dei metalli neutri.
La distinzione tra le classi di luminosita' si effettua utilizzando le righe della serie di Balmer che sono debolmente visibili nelle giganti (vedi spettro di Betelgeuse) e non lo sono nelle nane. In maniera opposta si comporta la riga a 4227 ┼ del Calcio neutro che si mantiene pressoche' costante con la temperatura ma diminuisce di intensita' al diminuire della densita'.


Figura 2: Dettaglio dello spettro di Betelgeuse ( a Ori - M2 Iab) tra 4000 e 4350 ┼ registrato con risoluzione di 1 ┼.
Si puo' osservare la grande varieta' di righe dovute ai metalli neutri e la presenza delle righe della serie di Balmer che scompaiono nelle nane di pari classe.


Figura 3: Spettro di Mira Ceti ( o Ceti - M7 IIIe) tra 4000 e 6800 ┼ registrato in prossimita' del massimo di luce con 30 sec di posa su TP2415 con dispersione di 100 ┼/mm.
Come si vede, gli spettri di stelle fredde sono tra quelli che danno maggior soddisfazione anche a bassa dispersione, poiche' le bande di assorbimanto molecolari risultano piu' evidenti. Le righe in emissione dll'idrogeno sono dovute al guscio di gas in espansione che circonda la stella.




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